Evren'in nihai kaderi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Evren bilimi
WMAP 2010.png
Evren · Büyük Patlama
Evrenin yaşı
Büyük Patlama kronolojisi
Evrenin nihai kaderi

Evren'in nihâî kaderi, fiziksel evren biliminin bir konusu. Evren'in (veya Kâinat'ın) sonu hakkında sonlu ve sonsuz birçok alternatif teori mevcuttur.

Evren'in Büyük Patlama olarak adlandırılan hızlı büyümeyle başlaması düşüncesinin bilim insanlarının büyük bir bölümü tarafından kabul görmesini takiben[1] nihâî kaderi ile ilgili soruları da ortaya çıkmaya başladı. Evren'deki kütle/enerji oranı, Evren'in ortalama yoğunluğu ve genişleme hızı, Evren'in sonunun nasıl olacağını belirleyen parametrelerdir.

Evren şeklinin etkisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Evren'in şekli, özkütle parametresi (Ω) baz alınarak belirlenir.
Yukarıdan aşağıya: Ω > 1 ise küresel, Ω < 1 ise hiperbolik ve Ω = 1 ise düz bir Evren'den bahsedilir.

Evren'in şekli ile ilgili yapılan tahminler, Evren'in yoğunluğu hakkında elde edilen bilgilere göre şekillenmektedir. Özkütle parametresi, Omega (Ω), Evren'deki toplam madde yoğunluğunun, o yoğunluğun kritik değerine bölünmesiyle elde edilir.

Evren'in yoğunluğu eğer kritik yoğunluğun üzerinde (Ω > 1) ise, kapalı (sonlu) ve küresel bir Evren'den bahsedilir; kritik yoğunluğun altında (Ω < 1) ise açık (sonsuz) ve eyer şeklinde bir Evren modeli geçerli olur. Kritik yoğunluğa eşit yoğunlukta bir Evren ise (Ω = 1) bir kağıt gibi düz ve sonsuzdur. WMAP uydusunun yaptığı son ölçümlerle, %0,5 hata payıyla, Evren'in düz olduğu sonucuna varılmıştır. Sonlu yaşına rağmen sonsuz boyutta olan Evren modeli ise onun yalnızca sonlu bir kısmını gözlemleyebildiğimiz fikrini desteklemektedir[2].

Karanlık enerjinin itici etkisinin olmadığı kapalı bir modelde (Ω > 1) kütle çekim kuvveti galip gelir ve Evren tek bir noktaya dönüşünceye kadar kendi içine çöker. Fakat, belirli bir miktarda karanlık enerji olması durumunda kapalı bir Evren dahî sonsuza kadar genişleyebilir. Açık Evren (Ω < 1) karanlık enerjiden bağımsız olarak sonsuza kadar genişler, yalnız, karanlık enerjinin varlığı Evren'in hızlanarak genişlemesine sebep olur. Düz Evren (Ω = 1) karanlık enerji olmazsa, gitgide azalan bir hızla genişler; karanlık enerji olduğunda ise önce kütle çekim kuvvetinin etkisiyle azalan genişleme hızı, daha sonra artar ve açık Evren'de olduğu gibi davranır.

Evren'in kaderi hakkında teoriler[değiştir | kaynağı değiştir]

Evren'in genişleme hızı ve yoğunluğu hakkında yapılan son ölçümler, ağır basan senaryo olarak Büyük Donma'yı işaret etmektedir[3]. Lakin, karanlık maddenin yapısı ve, madde ve yerçekimiyle etkileşiminin daha iyi anlaşılması, salınan Evren modelinin de ihtimal dahilinde olduğunu göstermektedir[4].

Büyük Çöküş[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Çöküş, Büyük Çöküş, evren biliminde Evren'in nasıl sonlanacağıyla ilgili üç olası senaryodan biridir. Bu üç senaryo, Rus bilim adamı Aleksandr Fridman (1888-1925) tarafından 1922 yılında ortaya atılmıştır. Büyük Çöküş Senaryosu'na göre Evren'in genişlemesi, kütle çekimi etkisiyle giderek yavaşlayarak, Evren'in genişleme hızı ve Evren'deki toplam kütle miktarına göre belirli bir gelecekte duracak ve daha sonra da içine çökmeye başlayarak başlangıç anındakine benzer bir tekilliğe dönecektir.

Büyük Donma veya ısı ölümü[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Donma, Evren'in sürekli genişlemesi sonucu sıcaklığının mutlak sıfıra yaklaşmasıdır ve günümüzde bilim dünyasında en yaygın kabul gören teoridir. Benzer şekilde, ısı ölümü de Evren'in maksimum entropiye ulaşıp herşeyin eşit olarak dağıldığı ve hareketsiz hale geldiği bir sondur.

Büyük Çatırtı[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Çatırtı, Büyük Patlamanın genişlemeyi başlatması gibi, Evren'in ortalama yoğunluğunun Evren'in genişlemesini durdurup kendi içine çökmesine neden olmasıdır. Sonucu bilinmemekle beraber, en basit tahmin Evren'deki bütün maddenin boyutsuz bir tekilliğe dönüşmesidir ama bu ölçülerde bilinmeyen kuantum etkiler de göz önünde bulundurulmalıdır. Bu senaryo, Büyük Patlamanın daha önceki bir Büyük Çatırtıdan sonra meydana gelmiş olabileceği fikrini beraberinde getirir. Bahsi geçen döngünün sürekli tekrar etmesi halinde salınan Evren modeli ortaya çıkar. Bu, her bir Evren'in Büyük Çatırtısı'nın bir sonraki Evren'in Büyük Patlaması olduğu, sonlu Evren'lerin sonsuz silsilesidir.

Büyük Sıçrama[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük Sıçrama, Evrenin genişlemesi durduktan sonra daralmaya başlayacak ve daralmaya birlikte tekrar Büyük Patlama meydana gelecek ve yeni bir evren oluşacaktır.

Büyük Yırtılma[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük bir ihtimalle kaynağı bilinmeyen kara enerji, Evren'i büyütmeye devam edecek. Fakat büyüyen Evren', nihayetinde muhtemelen bir yırtılma (bu da muhtemelen bir karadelik olacak) getirecek. Bu yırtık, yavaş yavaş Samanyolu çevresindeki galaksileri; daha sonrada Samanyolu Galaksisini yutacak.

Çoklu Evren[değiştir | kaynağı değiştir]

Evrendeki her etkileşim, temel parçacıklar küçük salınan sicimlerden ibaret. M-Teori’ye göre (Sicim Teorisi’nin uzantısı) bu sicimler zarlara (membrane ya da kısaca branes) bağlı olarak salınıp hareket edebiliyorlar ya da graviton (kütleçekimden sorumlu) gibi kendi üzerine kapalı sicimler olup zarlar arası gidip geliyorlar. Tüm bunların var olması için 10 uzay + 1 zaman olmak üzere toplam 11 boyuta gereksinim var (Yani Einstein’ın öne sürdüğü 3 Uzay + 1 zaman = 4 boyutlu uzay-zamana göre daha fazla uzay boyutu gerekli). Zarlar (membranes ya da kısaca branes) 3 ve daha fazla uzay boyutuna ve farklı topolojilere sahip olabilirler (küre, silindir ya da 3 boyutlu yüzey). Her bir zar esneyebilir ve içinde vakum enerji (karanlık enerji adayı) salınımları içerir. Aslında sicim teorisi ve onun uzantısı M-Teori doğada gözlemlediğimiz 4 ana kuvveti birleştirebilmek için kurulmuştur. Ancak kozmolojiye de doğrudan uyarlanabilir. Buna göre bizim evrenimiz 3 boyutlu bir zar evreni içindedir. Çoklu evrenler modeline göre içinde bulunduğumuz zar evreni ile diğer bir zar evreni birbirlerinden ufak bir boşlukla ayrılmış durumda olabilir ve böyle zar evrenleri sonsuz adet olup hiper bir uzay içinde birbirleri ile etkileşebilirler. Bu senaryoda big bang ya da büyük patlamaya aslında çarpışan ya da birleşen zar evrenler yol açmaktadır. Örneğin iki zar evren çarpıştıklarında sahip oldukları kinetik enerji sıcak radyasyona dönüşebilmekte ve bu radyasyon çarpışan her iki evreni de doldurmaktadır. Çarpışma sonrası birbirlerinden uzaklaşan zarlar içinde karanlık enerjinin etkisi altında genişleyen radyasyon ve sonrasında oluşabilecek madde soğumakta ve günümüz evrenini böyle bir zar içinde oluşturabilmektedir. Zarlar bu çarpışmaları trilyonlarca yıl aralıklarla yapabilirler ve tekrar tekrar büyük patlamalar gerçekleştirebilirler.

Evrensel belirsizlik[değiştir | kaynağı değiştir]

Yarıkararlı vakum olayı[değiştir | kaynağı değiştir]

Bilim kurgu[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

İngilizce Vikipedi sayfası.

  1. ^ Wollack, Edward J. (10 December 2010). "Cosmology: The Study of the Universe". Universe 101: Big Bang Theory. NASA. Retrieved 27 April 2011
  2. ^ http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html
  3. ^ WMAP - Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Accessed online July 17, 2008
  4. ^ "Phoenix Universe", Princeton Center For Theoretical Science. Accessed online April 15, 2009